Photosphere at chromosphere ng Araw. Atmosphere ng Araw Ang temperatura ng photosphere ng araw ay humigit-kumulang 6000 K

Photosphere ay ang pangunahing bahagi ng solar atmosphere kung saan nabubuo ang nakikitang radiation, na tuluy-tuloy. Kaya, ito ay naglalabas ng halos lahat ng solar energy na dumarating sa atin.

Ang photosphere ay isang manipis na layer ng gas na ilang daang kilometro ang haba, medyo malabo.

Ang photosphere ay makikita kapag direktang pinagmamasdan ang Araw sa puting liwanag sa anyo ng maliwanag na "ibabaw" nito.

Ang photosphere ay malakas na naglalabas, at samakatuwid ay sumisipsip, ng radiation sa buong nakikitang tuloy-tuloy na spectrum.

Para sa bawat layer ng photosphere na matatagpuan sa isang tiyak na lalim, ang temperatura nito ay matatagpuan. Ang temperatura sa photosphere ay tumataas nang may lalim at nasa average na 6000 K.

Ang haba ng photosphere ay ilang daang km.

Ang density ng photosphere substance ay 10 -7 g/cm 3 .

Ang 1 cm 3 ng photosphere ay naglalaman ng humigit-kumulang 10 16 hydrogen atoms. Ito ay tumutugma sa isang presyon ng 0.1 atm.

Sa ilalim ng mga kondisyong ito, ang lahat ng mga elemento ng kemikal na may mababang potensyal ng ionization ay ionized. Ang hydrogen ay nananatili sa isang neutral na estado.

Ang photosphere ay ang tanging rehiyon ng neutral na hydrogen sa Araw.

Ang mga visual at photographic na obserbasyon ng photosphere ay nagpapakita ng magandang istraktura nito, na nakapagpapaalaala sa malapit na pagitan ng cumulus cloud. Ang mga light round formation ay tinatawag na granules, at ang buong istraktura ay tinatawag na granulation. Ang mga angular na sukat ng mga butil ay hindi hihigit sa 1 "arc, na tumutugma sa 700 km. Ang bawat indibidwal na butil ay umiiral sa loob ng 5-10 minuto, pagkatapos nito ay naghiwa-hiwalay at nabuo ang mga bagong butil sa lugar nito. Ang mga butil ay napapalibutan ng madilim na mga puwang. Ang sangkap ay tumataas sa mga butil at bumabagsak sa kanilang paligid. Ang bilis ng mga paggalaw na ito ay 1-2 km/s.

Ang Granulation ay isang pagpapakita ng convective zone na matatagpuan sa ilalim ng photosphere. Sa convective zone, ang paghahalo ng bagay ay nangyayari bilang isang resulta ng pagtaas at pagbaba ng mga indibidwal na masa ng gas.

Ang dahilan ng paglitaw ng convection sa mga panlabas na layer ng Araw ay dalawang mahalagang pangyayari. Sa isang banda, ang temperatura nang direkta sa ibaba ng photosphere ay tumataas nang napakabilis sa lalim at hindi masisiguro ng radiation ang paglabas ng radiation mula sa mas malalim na mainit na mga layer. Samakatuwid, ang enerhiya ay inililipat ng mga gumagalaw na inhomogeneities mismo. Sa kabilang banda, ang mga inhomogeneities na ito ay nagiging matatag kung ang gas sa kanila ay hindi ganap, ngunit bahagyang ionized lamang.

Kapag pumasa sa mas mababang mga layer ng photosphere, ang gas ay neutralisado at hindi makabuo ng mga matatag na inhomogeneities. samakatuwid, sa pinaka-itaas na bahagi ng convective zone, ang mga convective na paggalaw ay pinabagal at ang convection ay biglang huminto.

Ang mga oscillation at disturbance sa photosphere ay bumubuo ng mga acoustic wave.

Ang mga panlabas na layer ng convective zone ay kumakatawan sa isang uri ng resonator kung saan ang 5 minutong oscillations ay nasasabik sa anyo ng mga nakatayong alon.

17.5 Mga panlabas na layer ng solar atmosphere: chromosphere at corona. Mga sanhi at mekanismo ng pag-init ng chromosphere at corona.

Ang density ng bagay sa photosphere ay mabilis na bumababa sa taas at ang mga panlabas na layer ay nagiging napakabihirang. Sa mga panlabas na layer ng photosphere, ang temperatura ay umabot sa 4500 K, at pagkatapos ay nagsisimulang tumaas muli.

Mayroong mabagal na pagtaas ng temperatura sa ilang sampu-sampung libong degree, na sinamahan ng ionization ng hydrogen at helium. Ang bahaging ito ng atmospera ay tinatawag na chromosphere.

Sa itaas na mga layer ng chromosphere, ang density ng substance ay umabot sa 10 -15 g/cm 3 .

Ang 1 cm 3 ng mga layer na ito ng chromosphere ay naglalaman ng mga 10 9 atoms, ngunit ang temperatura ay tumataas sa isang milyong degrees. Dito nagsisimula ang pinakalabas na bahagi ng kapaligiran ng Araw, na tinatawag na solar corona.

Ang dahilan para sa pag-init ng mga panlabas na layer ng solar na kapaligiran ay ang enerhiya ng mga acoustic wave na nagmumula sa photosphere. Habang dumarami ang mga ito pataas sa mga layer na may mababang density, ang mga alon na ito ay tumataas ang kanilang amplitude sa ilang kilometro at nagiging mga shock wave. Bilang resulta ng paglitaw ng mga shock wave, nangyayari ang pagwawaldas ng alon, na nagpapataas ng magulong bilis ng paggalaw ng butil at ang pagtaas ng temperatura ay nangyayari.

Ang integral na liwanag ng chromosphere ay daan-daang beses na mas mababa kaysa sa ningning ng photosphere. Samakatuwid, upang obserbahan ang chromosphere, kinakailangan na gumamit ng mga espesyal na pamamaraan na ginagawang posible na ihiwalay ang mahinang radiation nito mula sa malakas na pagkilos ng bagay ng photospheric radiation.

Ang pinaka-maginhawang pamamaraan ay ang mga obserbasyon sa panahon ng mga eklipse.

Ang haba ng chromosphere ay 12 - 15,000 km.

Kapag nag-aaral ng mga larawan ng chromosphere, ang mga inhomogeneities ay nakikita, ang pinakamaliit ay tinatawag spicules. Ang mga spicules ay pahaba sa hugis, pinahaba sa direksyon ng radial. Ang kanilang haba ay ilang libong km, ang kapal ay halos 1,000 km. Sa bilis na ilang sampu-sampung km/s, ang mga spicule ay tumataas mula sa chromosphere patungo sa corona at natutunaw dito. Sa pamamagitan ng spicules, ang sangkap ng chromosphere ay ipinagpapalit sa nakapatong na korona. Ang mga spicule ay bumubuo ng isang mas malaking istraktura, na tinatawag na isang chromospheric network, na nabuo ng mga paggalaw ng alon na dulot ng mas malaki at mas malalim na mga elemento ng subphotospheric convective zone kaysa sa mga butil.

Korona ay may napakababang liwanag, kaya maaari lamang itong maobserbahan sa kabuuang yugto ng mga solar eclipse. Sa labas ng mga eklipse, ito ay sinusunod gamit ang mga coronagraph. Ang korona ay walang matalim na mga balangkas at may hindi regular na hugis na malaki ang pagbabago sa paglipas ng panahon.

Ang pinakamaliwanag na bahagi ng korona, na inalis mula sa paa na hindi hihigit sa 0.2 - 0.3 radii ng Araw, ay karaniwang tinatawag na panloob na korona, at ang natitirang, napakalawak na bahagi ay tinatawag na panlabas na korona.

Ang isang mahalagang katangian ng korona ay ang nagliliwanag na istraktura nito. Ang mga sinag ay may iba't ibang haba, hanggang sa isang dosenang o higit pang solar radii.

Ang panloob na korona ay mayaman sa mga istrukturang pormasyon na kahawig ng mga arko, helmet, at mga indibidwal na ulap.

Ang corona radiation ay nakakalat na liwanag mula sa photosphere. Ang ilaw na ito ay lubos na polarized. Ang ganitong polariseysyon ay maaari lamang sanhi ng mga libreng electron.

Ang 1 cm 3 ng corona matter ay naglalaman ng mga 10 8 libreng electron. Ang hitsura ng tulad ng isang bilang ng mga libreng electron ay dapat na sanhi ng ionization. Nangangahulugan ito na ang 1 cm 3 ng korona ay naglalaman ng mga 10 8 ion. Ang kabuuang konsentrasyon ng sangkap ay dapat na 2 . 10 8 .

Ang solar corona ay isang rarefied plasma na may temperatura na halos isang milyong Kelvin. Ang kahihinatnan ng mataas na temperatura ay ang malaking lawak ng corona. Ang haba ng korona ay daan-daang beses na mas malaki kaysa sa kapal ng photosphere at umaabot sa daan-daang libong kilometro.

18. Panloob na istraktura ng Araw.

Panloob na istraktura ng Araw

Ano ang nakikita sa Araw?

Malamang na alam ng lahat na hindi ka maaaring tumingin sa Araw nang walang suot na mata, lalo na sa pamamagitan ng isang teleskopyo na walang espesyal, napakadilim na mga filter o iba pang mga aparato na nagpapahina sa liwanag. Sa pamamagitan ng pagpapabaya sa pagbabawal na ito, ang nagmamasid ay nanganganib na magkaroon ng matinding paso sa mata. Ang pinakamadaling paraan upang tingnan ang Araw ay ang pagpapakita ng imahe nito sa isang puting screen. Gamit ang kahit na isang maliit na amateur telescope, maaari kang makakuha ng isang pinalaki na imahe ng solar disk. Ano ang makikita mo sa larawang ito? Una sa lahat, ang talas ng maaraw na gilid ay umaakit ng pansin. Ang araw ay isang gas ball na walang malinaw na hangganan, unti-unting bumababa ang density nito. Bakit, kung gayon, nakikita natin itong malinaw na binalangkas? Ang katotohanan ay halos lahat ng nakikitang radiation mula sa Araw ay nagmumula sa isang napakanipis na layer, na may espesyal na pangalan - ang photosphere. (Griyego: “sphere of light”). Ang kapal ng photosphere ay hindi hihigit sa 300 km. Ito ang manipis na makinang na layer na lumilikha ng ilusyon para sa nagmamasid na ang Araw ay may "ibabaw".

Panloob na istraktura ng Araw

Photosphere

Ang kapaligiran ng Araw ay nagsisimula ng 200-300 km na mas malalim kaysa sa nakikitang gilid ng solar disk. Ang pinakamalalim na layer na ito ng atmospera ay tinatawag na photosphere. Dahil ang kanilang kapal ay hindi hihigit sa isang tatlong-libong bahagi ng solar radius, kung minsan ang photosphere ay karaniwang tinatawag na ibabaw ng Araw. Ang density ng mga gas sa photosphere ay humigit-kumulang kapareho ng sa stratosphere ng Earth, at daan-daang beses na mas mababa kaysa sa ibabaw ng Earth. Bumababa ang temperatura ng photosphere mula 8000 K sa lalim na 300 km hanggang 4000 K sa pinakamataas na layer. Ang temperatura ng gitnang layer, ang radiation na nakikita natin, humigit-kumulang 6000 K. Sa ilalim ng gayong mga kondisyon, halos lahat ng mga molekula ng gas ay naghiwa-hiwalay sa mga indibidwal na atomo. Tanging sa pinakamataas na mga layer ng photosphere ay medyo kakaunti ang mga simpleng molekula at mga radikal ng uri ng H, OH, at CH na napanatili. Ang isang espesyal na papel sa solar na kapaligiran ay nilalaro ng isang sangkap na hindi matatagpuan sa terrestrial na kalikasan. negatibong hydrogen ion, na isang proton na may dalawang electron. Ang hindi pangkaraniwang tambalang ito ay nangyayari sa manipis na panlabas, "pinakamalamig" na layer ng photosphere kapag may negatibong charge na mga libreng electron, na ibinibigay ng madaling ionized na mga atom ng calcium, sodium, magnesium, iron at iba pang mga metal, "dumikit" sa mga neutral na hydrogen atoms. Kapag nabuo, ang mga negatibong hydrogen ions ay naglalabas ng karamihan sa nakikitang liwanag. Ang mga ion ay matakaw na sumisipsip ng parehong liwanag na ito, kung kaya't ang opacity ng atmospera ay mabilis na tumataas nang may lalim. Samakatuwid, ang nakikitang gilid ng Araw ay tila napakatalas sa atin.

Sa isang teleskopyo na may mataas na pag-magnify, maaari mong obserbahan ang mga banayad na detalye ng photosphere: ang lahat ay tila nagkalat na may maliliit na maliliwanag na butil - mga butil, na pinaghihiwalay ng isang network ng makitid na madilim na mga landas. Ang Granulation ay ang resulta ng paghahalo ng mas maiinit na daloy ng gas na tumataas at mas malamig na mga daloy. Ang pagkakaiba sa temperatura sa pagitan ng mga ito sa mga panlabas na layer ay medyo maliit (200-300 K), ngunit mas malalim, sa convective zone, ito ay mas malaki, at ang paghahalo ay nangyayari nang mas matindi. Ang kombeksyon sa mga panlabas na layer ng Araw ay gumaganap ng isang malaking papel sa pagtukoy ng pangkalahatang istraktura ng atmospera. Sa huli, ito ay convection, bilang isang resulta ng isang kumplikadong pakikipag-ugnayan sa solar magnetic field, na ang sanhi ng lahat ng magkakaibang mga pagpapakita ng solar na aktibidad. Ang mga magnetic field ay kasangkot sa lahat ng mga proseso sa Araw. Kung minsan, ang mga puro magnetic field ay lumilitaw sa isang maliit na rehiyon ng solar atmosphere, ilang libong beses na mas malakas kaysa sa Earth. Ang ionized plasma ay isang mahusay na konduktor; hindi ito makagalaw sa mga linya ng magnetic induction ng isang malakas na magnetic field. Samakatuwid, sa gayong mga lugar, ang paghahalo at pagtaas ng mga mainit na gas mula sa ibaba ay pinipigilan, at lumilitaw ang isang madilim na lugar - isang sunspot. Laban sa background ng nakasisilaw na photosphere, lumilitaw itong ganap na itim, bagaman sa katotohanan ang ningning nito ay sampung beses na mas mahina. Sa paglipas ng panahon, malaki ang pagbabago sa laki at hugis ng mga spot. Ang pagkakaroon ng lumitaw sa anyo ng isang halos hindi kapansin-pansin na punto - isang butas, ang lugar ay unti-unting tumataas ang laki nito sa ilang sampu-sampung libong kilometro. Ang mga malalaking spot, bilang panuntunan, ay binubuo ng isang madilim na bahagi (core) at isang hindi gaanong madilim na bahagi - penumbra, ang istraktura na nagbibigay sa lugar ng hitsura ng isang vortex. Ang mga spot ay napapalibutan ng mas maliwanag na mga bahagi ng photosphere, na tinatawag na faculae o flare field. Ang photosphere ay unti-unting pumasa sa mas bihirang panlabas na mga layer ng solar atmosphere - ang chromosphere at corona.

Chromosphere

Sa itaas ng photosphere ay ang chromosphere, isang heterogenous na layer kung saan ang temperatura ay mula 6,000 hanggang 20,000 K. Ang chromosphere (Griyego para sa "sphere of color") ay pinangalanan para sa mapula-pulang kulay nito. Ito ay makikita sa panahon ng kabuuang solar eclipses bilang isang punit-punit na matingkad na singsing sa paligid ng itim na disk ng Buwan, na katatapos lang nalampasan ang Araw. Ang chromosphere ay napaka heterogenous at binubuo pangunahin ng mga pinahabang pinahabang mga dila (spicules), na nagbibigay ito ng hitsura ng nasusunog na damo. Ang temperatura ng mga chromospheric jet na ito ay dalawa hanggang tatlong beses na mas mataas kaysa sa photosphere, at ang density ay daan-daang libong beses na mas mababa. Ang kabuuang haba ng chromosphere ay 10-15 libong kilometro. Ang pagtaas ng temperatura sa chromosphere ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng pagpapalaganap ng mga alon at magnetic field na tumagos dito mula sa convective zone. Ang sangkap ay umiinit sa halos parehong paraan na parang nasa isang higanteng microwave oven. Ang bilis ng thermal motion ng mga particle ay tumataas, ang mga banggaan sa pagitan ng mga ito ay nagiging mas madalas, at ang mga atom ay nawawala ang kanilang mga panlabas na electron: ang sangkap ay nagiging isang mainit na ionized na plasma. Ang parehong pisikal na mga prosesong ito ay nagpapanatili din ng hindi karaniwang mataas na temperatura ng mga pinakalabas na layer ng solar atmosphere, na matatagpuan sa itaas ng chromosphere.

Kadalasan sa panahon ng mga eklipse (at sa tulong ng mga espesyal na instrumentong parang multo - at nang hindi naghihintay para sa mga eklipse) sa ibabaw ng Araw ay makakakita ng kakaibang hugis na "mga bukal", "mga ulap", "mga funnel", "mga palumpong", "mga arko" at iba pang maliwanag na maliwanag na pormasyon mula sa mga chromospheric substance. Maaari silang maging nakatigil o dahan-dahang nagbabago, napapalibutan ng makinis na mga kurbadong jet na dumadaloy papasok o palabas ng chromosphere, na tumataas ng sampu at daan-daang libong kilometro. Ito ang pinaka-ambisyoso na mga pormasyon ng solar na kapaligiran -. Kapag naobserbahan sa pulang parang multo na linya na ibinubuga ng mga atomo ng hydrogen, lumilitaw ang mga ito laban sa background ng solar disk bilang madilim, mahaba at hubog na mga filament. Ang mga prominence ay may humigit-kumulang na parehong density at temperatura gaya ng chromosphere. Ngunit ang mga ito ay nasa itaas nito at napapalibutan ng mas matataas, napakabihirang itaas na mga layer ng solar atmosphere. Ang mga prominente ay hindi nahuhulog sa chromosphere dahil ang kanilang bagay ay sinusuportahan ng mga magnetic field ng mga aktibong rehiyon ng Araw. Sa unang pagkakataon, ang spectrum ng isang katanyagan sa labas ng isang eclipse ay naobserbahan ng Pranses na astronomer na si Pierre Jansen at ng kanyang English na kasamahan na si Joseph Lockyer noong 1868. Ang spectroscope slit ay nakaposisyon upang ito ay magsalubong sa gilid ng Araw, at kung ang isang prominence ay na matatagpuan malapit dito, pagkatapos ay makikita ang radiation spectrum nito. Sa pamamagitan ng pagdidirekta ng hiwa sa iba't ibang bahagi ng prominence o chromosphere, posibleng pag-aralan ang mga ito sa mga bahagi. Ang spectrum ng prominences, tulad ng chromosphere, ay binubuo ng mga maliliwanag na linya, pangunahin ang hydrogen, helium at calcium. Ang mga linya ng paglabas mula sa iba pang mga elemento ng kemikal ay naroroon din, ngunit ang mga ito ay mas mahina. Ang ilang mga katanyagan, na nanatili sa loob ng mahabang panahon nang walang kapansin-pansing mga pagbabago, ay tila biglang sumabog, at ang kanilang bagay ay itinapon sa interplanetary space sa bilis na daan-daang kilometro bawat segundo. Ang hitsura ng chromosphere ay madalas ding nagbabago, na nagpapahiwatig ng patuloy na paggalaw ng mga bumubuo nitong gas. Minsan ang isang bagay na katulad ng mga pagsabog ay nangyayari sa napakaliit na bahagi ng kapaligiran ng Araw. Ito ang mga tinatawag na chromospheric flares. Karaniwan silang tumatagal ng ilang sampu-sampung minuto. Sa panahon ng mga flare sa mga spectral na linya ng hydrogen, helium, ionized calcium at ilang iba pang mga elemento, ang glow ng isang hiwalay na seksyon ng chromosphere ay biglang tumaas ng sampu-sampung beses. Ang ultraviolet at X-ray radiation ay tumataas lalo na nang malakas: kung minsan ang kapangyarihan nito ay ilang beses na mas mataas kaysa sa kabuuang kapangyarihan ng solar radiation sa maikling wavelength na rehiyong ito ng spectrum bago ang flare. Mga spot, torches, prominences, chromospheric flares - lahat ng ito ay manifestations ng solar activity. Sa pagtaas ng aktibidad, ang bilang ng mga pormasyon na ito sa Araw ay tumataas.